流体力学的サブ海王星の衝突

公転軌道が密で重さが海王星よりも軽いガス惑星が公転していたら惑星惑星散乱よりもガスの取り合いになる？重たい惑星の方がガスを集めてさらに重くなる。以下、機械翻訳。
副海王星の間の衝突の流体力学

要約
ケプラーサンプルで観察されたそれらに類似している高い多数の、しっかりパックされた惑星系の多くの研究が dynamical 不安定性が普通であることを示唆して、そして軌道と惑星構造両方に影響を与えます。 コンパクトは旋回します、そして典型的に低い密度が身体の衝突をこれらの不安定性のありそうな結果にします。 これらの惑星の多くの構造がミサが岩だらけのコアによって支配される、しかしボリュームが希薄なガス封筒によって独占されるほどですから、ねばねばした領域の処方せんは、 dynamical インテグレータに使われて、これらの衝突のためにひどい近似であるかもしれません。 我々は、ケプラー Multis に典型的な大量の比率と中核となる大量の分数を試して、詳細な 流体力学 を含めて、５セットの衝突計算を行ないます。 計算の我々の主要なセットで、２つの惑星が小さい dynamical 分離と前の惑星惑星対立を示しているかもしれない極端な密度比率、いっそう大きい惑星が大多数の一時中断されたガスを維持することが可能であったところを持っているとき、我々はケプラー - ３６を名目上の残存物システムとして使います、他方より小さい惑星はそのガス封筒の多くを失いました。 我々は動的に初めに不安定なシステムを統合して、そして詳細に結果の惑星惑星衝突を勉強するためにＮ体コード、水星、６.２、を使います。 我々は、牧草衝突に焦点を合わせて、作り出された現実的な惑星モデルがシーガーおよびその他から星の天体物理学（メサ）と国家の方程式でモジュールから実験のためにガスプロフィールを使うという状態で、組み合わせで、これらの衝突を使います。 （２００７）詳細な 流体力学 計算を行なうために、まばらな数、合併と可能性がある惑星惑星２進法さえ含めていくつかの別の結果を見いだします。 我々はダイナミックに残存物システムを統合して、安定性を調べて、そして最終の密度を見積もります。 我々は、残存物密度が中核となる大衆に非常に敏感であることに気付きます、そして衝突が一般にいっそう安定したシステムをもたらします。 最終的に、結果を予測して、そして、やっかいな領域の近似を改善して、 dynamical インテグレータでの一般的な使用のために惑星惑星衝突の後に質量と軌道の変化を設計することに対して、我々は処方せんを提供します。
キーワード：国家 － 流体力学 － 数の方法 － 惑星と衛星の方程式： dynamical 進展と安定性、ガスの惑星 － 星：個人（ケプラー - ３６）

図４。 相対的な惑星惑星軌道（トップ）とまばらな数をもたらしている対立（左）と合併（右）の最終のスナップショット（底）。 軌道長半径（途切れがない青いライン）と 近星点と 遠星点 （点在していられる青いライン）は２つの惑星の相対的な分離（黒い破線）と速度ベクトルを使って計算されます。 もし 近点 が、もし 軌道遠点が、もし惑星がそれらの相互のヒル領域を去るなら、２つの惑星の間に、そしてまばらな数として相互のヒル半径を超えないなら、合計の２倍以下しか中核となる半径（点を打たれた赤いライン）の、潜在的な惑星惑星２進としてではないなら、計算は合併という範ちゅうに入れられます。 スナップ写真は軌道の平面の中でコラム密度プロットの対数を示します、ホストスター（左）と惑星惑星合併（右）に集中しました。 軸はＲ ? に登られます、そしてコラム密度はＭ - Ｒ - ２ - － のユニットを持っています